星間ダストの起源と量 (On the origin and amount of interstellar dust) 2018/11/20 星間ダストの起源と量 (On the origin and amount of interstellar dust) 野沢 貴也 (Takaya Nozawa) （国立天文台 理論研究部） 共同研究者 田中 秀和、田中 今日子、大向 一行、仲内 大翼 （東北大） 浅野 良輔、竹内 努（名古屋大）、平下 博之（ASIAA）

1-1. 銀河系の星間ダストの性質 〇 銀河系の星間ダストモデル - 組成: 炭素質（グラファイトなど）とシリケイト質 　　 (Mathis, Rumpl, & Nordsieck 1977, Weingartner & Draine 2001, Zubko+2004, etc) - 組成:　炭素質（グラファイトなど）とシリケイト質 - サイズ分布：　冪分布（MRNモデル） n(a) ∝ a^{-q} with q=3.5, a = 0.005-0.25 µm - 存在量：　Mdust / MH = 1/120 ~ 0.01 ➜ 重元素のおよそ半分（~40%）はダストとして存在 星間ガスのdepletion 星間減光 赤外線放射 Savage & Sembach (1996) Nozawa & Fukugita (2013) Compiegne et al. (2011)

1-2. 高赤方偏移銀河のダストの観測 高赤方偏移銀河のダスト供給源は超新星？AGB星？ 108-109 Msun of dust in SDSS J1148+ 5251 at z=6.4 Leipski+2010 ~2x107 Msun of dust in a normal star-forming galaxy A1689-zD1 at z=7.5 Watson+2015 ~6x106 Msun of dust in a LBG MACS0416_Y1 at z=8.312 Tamura+2018 ~6x106 Msun of dust in a star-forming galaxy A2744-YD4 at z=8.38 Laporte+2017 　高赤方偏移銀河のダスト供給源は超新星？AGB星？

2-1. 星間ダスト量の時間進化 〇 分子雲でのダスト成長のタイムスケール ③ 分子雲での金属ガス 降着によるダスト成長 　　降着によるダスト成長 ① 超新星・AGB星か 　　らのダスト供給 - a ~ 0.1 µm - Mdust/Mmetal ~ 0.2 ② ダストガス比 ~0.001 星間乱流中での衝突破砕による0.01 µm以下の小さいダストの生成 Nozawa et al. (2007) Nozawa, Asano Takeuchi, Hirashita (2015) 〇 分子雲でのダスト成長のタイムスケール 　　

2-2. ダスト成長のタイムスケール 〇 分子雲でのダスト成長のタイムスケール 〇 ダスト進化のコンセンサス 〇 分子雲でのダスト成長のタイムスケール 　　 〇 ダスト進化のコンセンサス 星間ダストの総量を説明するには分子雲中でのダスト成長が必要 (Dwek 1998; Inoue 2003, 2011; Zhukovska+2008, 2016; Draine 2009; Michalowski+2010, 2015; Gall+2011a, 2011b; Mattsson 2011; Pipino+2011; Kuo & Hirashita 2012; Valiante+2011, 2014; Mancini+2015; Asano+2013a, 2013b, 2014; Calura+2014; Nozawa+2015; Aoyama+2017; Hou+2017; Hirashita & Nozawa 2017) Mancini et al. (2015)

2-3. 分子雲でのダスト成長は本当に起こるのか？ ○ ダスト表面での氷マントル形成？ ‐高密度分子雲（n > ~103 cm-3）ではダスト 　　表面に氷のマントルが形成され、その結果 　　ダストの成長は阻害される（Ferrara+2016） 〇 宇宙初期ではダスト温度が高い？ - Tdust ~ 20 K (Tgas ~ TCMB ~ 30-50 K) ➜ ダスト表面からガスが脱着しやすい 　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　（Ferrara+2016） 〇 付着確率は1で良いのか？ - 0.01-0.1が妥当？ ➜ ダスト成長のタイムスケールは長くなる ダスト 氷 Zhukovska+2016

2-4. 分子雲でのダスト成長は本当に起こるのか？ ○ ふわふわのダストができてしまう？ ‐結合が弱いと、付着した原子は脱着しやすい 〇 ダストの選択的成長？（Jones&Nuth2011） - Si, Mg, Fe, O ➜ シリケイトダスト - C ➜ 炭素質ダスト H2 Mg Fe H2O C Si 炭素質ダスト シリケイトダスト Jones+2013, 2016, 2017

Q1. 分子雲中でのガス降着によるダスト 成長は本当に起こるのか？ 〇 星間ダスト総量（dust-to-metal ratio） 　　成長は本当に起こるのか？ 〇 星間ダスト総量（dust-to-metal ratio） 　　　超新星・AGB星からの供給だけでは足りない 　　　別の星間ダストのソースが必要 　　　　➜ 分子雲での重元素ガス降着によるダスト成長 ‐分子雲中でダストは効率的に成長することができるのか？ ‐ダスト成長は観測から導かれた星間ダストモデルと整合的か？

3-1. プレソーラー粒子 - 存在量（測定量 by 体積充填率） ・ 始原的隕石中： ~0.01 % ‐ 始原的隕石・惑星間塵（IDPs）中で発見される ‐ 同位体異常を示す 　 ➜ 太陽系物質とは全く異なる同位体組成 ## 太陽系物質の同位体組成は数%で均一 ‐ 太陽系外で（太陽系形成以前に）、超新星や 　　AGB星で形成されたダストの生き残り ‐ 組成 ： graphite, SiC, TiC, Si3N4, Al2O3, MgAl2O4, Mg2SiO4, MgSiO3 … - 存在量（測定量 by 体積充填率） 　 ・ 始原的隕石中： ~0.01 % 　 ・ 惑星間塵（IDPs）中： ~0.05 % © Amari, S. Nittler 2003 Nittler+1997 http://presolargrains.net/

Q2. なぜプレソーラー粒子の存在量は 0.01%程度と非常に小さいのか？ 〇 プレソーラー粒子 　　　0.01%程度と非常に小さいのか？ 〇 プレソーラー粒子 　　　始原的隕石・惑星間塵で発見される星（超新星・AGB星） 　　　起源のダストの生き残り ‐星間ダストが惑星の原材料であるならば、プレソーラー粒子の 　 存在量はもっと高くて良いはず ‐太陽系物質の同位体組成はなぜ極めて均一であるのか？

4-1. 星間ダストの進化とプレソーラー粒子 分子雲でのダスト 成長は整合的か？ プレソーラー粒子の 平均同位体は太陽系 組成と合わない 集積 隕石 超新星・AGB星 でのダスト形成 分子雲でのガス降着によるダスト成長 微惑星・ 惑星形成 プレソーラー粒子 存在量 : ~10% プレソーラー粒子をコアとしたマントル組成であるはず 分子雲でのダスト 成長は整合的か？ プレソーラー粒子の 平均同位体は太陽系 組成と合わない ©JAXA プレソーラー粒子 存在量 : ~0.01% 原始太陽系星雲で ほとんどのダストは蒸発、ガスとして混合した後に再凝縮 プレソーラー粒子の ふりかけ説 by ゆり本さんなど すべてのダストを蒸発させることは可能か？ Sakai+2014, Nakamoto et al.

4-2. 分子雲中でのガス相からのダストの凝縮 星間ダストの 新たなソース 鉄のダストへの凝縮サイト 超新星・AGB星 でのダスト形成 分子雲中の衝撃波による ダストの破壊と再凝縮 原始太陽 系星雲 微惑星・ 惑星形成 Sakai+2014 「星間ダストは惑星の原材料」と言える ©JAXA 星間ダストの 新たなソース 鉄のダストへの凝縮サイト 太陽系物質の同位体組成均一性を説明できそう プレソーラー粒子の「ふりかけ」のタイムスケールを稼ぐことができるかも Asano+2014 Bradley+1999

5-1. ダストの凝縮条件 〇 Λon = τsat/τcoll ∝ τcool ngas Nozawa+2015 Nozawa & Kozasa 2013

5-2. 衝撃波後方ガスでダストは凝縮できるか？

5-3. 衝撃波後方ガスでダストは形成されている ○ IIn型超新星のcool dense shell 　　‐ダスト凝縮時刻：50-200 days 　　‐間接的証拠が多数 〇 WC-OB star連星系 Tuthill+2008 Tuthill+1999

5-4. 衝撃波後方ガスでダストは凝縮できるか？ MC-SNR MC-MC WC-OB SN IIn

5-5. もし衝撃波後方でダストが凝縮できると。。。 5-5. もし衝撃波後方でダストが凝縮できると。。。　　　　 (1) 星間ダストの新たなソース 　‐超新星1つで最大20Msunのダストを形成 　‐短いダスト形成のタイムスケール（宇宙初期でも可能） 　‐星形成活動が活発なほどダストを形成する (2) 太陽系物質の同位体均一性を説明 　‐プレソーラー粒子の希少性 (3) ダスト成長に伴う困難性は緩和 　‐氷マントル・ふわふわダストは形成しない 　‐選択的成長も改善される 　　　　➜ 温度による凝縮物のソーティング シリケイトの 蒸発・凝縮実験 Matsuno+2011

まとめ 分子雲中で起こる衝撃波後方でのダスト凝縮を考える ことによって、これらの問題を統一的に理解できる！ ・・かもしれない まとめ 　　　　　　　　　 (1) 宇宙初期でも現在でも、超新星とAGB星からのダスト供給 　　だけでは観測された星間ダスト総量を説明できない (2) 星間ダスト量の主要なソースとして分子雲中でのダスト成長 　　が考えられているが、その実効性は自明ではない (3) 太陽系の同位体組成は極めて均一である 　　（プレソーラー粒子の存在量は0.01%程度と小さい） (4) WC-OB星型連星系やIIn型超新星など、衝撃波後方でダス 　　トが形成されている例がある 分子雲中で起こる衝撃波後方でのダスト凝縮を考える ことによって、これらの問題を統一的に理解できる！ 　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　・・かもしれない